Vertheilung der Meteorbahnen. 
451 
erzeugenden Körper zu ziehen, so hat man der Reihe nach sich mit folgenden Untersuchungen zu 
befassen: 
1. Unter verschiedenen Voraussetzungen über die ursprüngliche Bewegung ist die Vertheilung der 
heliocentnschen Bahnen für sehr grosse Entfernung von der Sonne darzustellen und dabei auf die Wahr¬ 
scheinlichkeit der nöthigen kleinen Periheldistanzen Rücksicht zu nehmen. 
2 . Hieraus ist die Vertheilung der scheinbaren Radianten für verschiedene Hypothesen über die 
grossen Axen zu entwickeln. 
3. Erst mit diesen Resultaten wären die Ergebnisse der Erfahrung zu vergleichen. Dabei dürfte aber 
nicht unterlassen werden, die zahlreichen übrigen Umstände in Betracht zu ziehen, durch welche die 
Vertheilung der Raditionspunkte beeinflusst wird. 
Die folgenden Betrachtungen sind allein dem ersten Theile dieser Aufgabe gewidmet. Die beiden 
anderen Untersuchungen lassen sich vorerst nur in grossen Zügen durchführen. Soweit dies möglich ist, 
sind sie ebenfalls bereits abgeschlossen und ihrErgebniss soll demnächst mitgetheilt werden, doch möchte’ 
ich mir schon vorläufig gestatten, dasselbe mit einigen Worten anzuzeigen. 
Die hier folgenden Betrachtungen gelangen zu dem Resultate, dass der Nachweis einer Verdichtung 
der Meteorbahnen gegen den Apex der Sonnenbewegung allerdings ein nicht leicht zu beseitigendes 
Argument für den stellaren - also ausserplanetarischen - Ursprung der betreffenden Körper darstellt, dass 
jedoch aus dem Gegentheile durchaus nichts im negativen Sinne gefolgert werden könnte. Soweit nun das 
vorhandene Beobachtungsmaterial Schlüsse gestattet, lässt es sich kaum bezweifeln, dass die Zahl der 
kosmischen Ausgangspunkte grösser ist auf jener Hemisphäre, deren Pol im Bereiche der verschiedenen 
Annahmen über den Sonnenapex liegt, als auf der entgegengesetzten. 
I. 
Es wird hier angenommen, dass sich das Sonnensystem im Welträume mit der Geschwindigkeit u 
weiterbewegt, welche der Grösse und Richtung nach durch AB dargestellt sei. B befinde sich in so grosser 
Entfernung von der Sonne, dass darüber hinaus ihr Einfluss 
auf die Bewegung der benachbarten Körper unmerklich 
wird. Es ist dies also, wie man zu sagen pflegt, »die 
Grenze der solaien Attractionssphäre«. Laplace nimmt bei 
ähnlichen Betrachtungen für diese Entfernung beispiels¬ 
weise den Betrag 100000 in der üblichen Einheit. Es än¬ 
dert nur Unbedeutendes, wenn man diesen Werth etwas 
grösser oder kleiner nimmt; wir wollen ihn daher, soferne 
es nöthig ist einen bestimmten Betrag anzunehmen, eben¬ 
falls beibehalten. 
Die ursprüngliche räumliche Geschwindigkeit der in Betracht kommenden kleinen Weltkörper heisse c 
und werde durch CB dargestellt. Ihre Bewegungsrichtung bilde mit jener der Sonne den Winkel E. Dieser 
Winkel soll von der Richtung aus gezählt werden, gegen welche sich das Sonnensystem bewegt. Wir 
heissen dann E die absolute Elongation des Bahnstückes CB vom Sonnenapex. 
Durch Zusammensetzung der Grössen und Richtungen c und u erhält man die relative oder helio- 
centrische Geschwindigkeit v (in der grossen Entfernung r — 100.000), mit welcher der Körper sich in 
der Richtung CA gegen die Sonne bewegt. Der Winkel, welchen diese mit dem Apex bildet, E', möge die 
relative oder heliocentrische Elongation heissen. 
Die Grössen E und E' beziehen sich offenbar auf die ganze Mantelfläche zweier Kegel, deren Axe AB 
ist und deren Öffnungswinkel diesen beiden Elongationen entsprechen. Es ist für die folgenden Betrach¬ 
tungen überflüssig, von allen möglichen Richtungen, welche auf den Mantelflächen dieser zusammen¬ 
gehörigen Kegel liegen, irgend eine und die zugehörige andere besonders hervorzuheben, denn es gilt 
